A Importância do estudo dos Raios Cósmicos: O método de detecção do Observatório Pierre Auger

A Importância do estudo dos Raios Cósmicos: O método de detecção do Observatório Pierre Auger (The importance of the study of the Cosmic Rays: The Pierre Auger Observatory detection method) Sérgio Antônio Leitão do Vale 1, Claudio Manuel Gomes de Sousa 2 1 Curso de Física - Universidade Católica de Brasília 2 Curso de Física Universidade Católica de Brasília O presente trabalho destaca a importância do estudo dos raios cósmicos. A origem dos raios cósmicos ultra energéticos permanece desconhecida, porém nas últimas décadas esse campo de estudo tem evoluído consideravelmente gerando contribuições diversas para o desenvolvimento da Física de Partículas. Esse trabalho aborda a evolução histórica desse campo de pesquisa, a importância e as descobertas proporcionadas para a física de partículas, até chegar ao método de detecção utilizado hoje pelo Observatório Pierre Auger e sua importância para essa pesquisa. Palavras-chave: Raios Cósmicos, Física de Partículas, Observatório Pierre Auger. This paper shows the importance of the study of the Cosmic Rays. The origin of ultra-energetic cosmic rays still unknown, however this field of study has been developing considerably over the last few decades generating several contributions to the development of the Particle Physics. This study discusses the historical development of this research field reaching into the detection method used today by the Pierre Auger Observatory. Keywords: Cosmic Rays, Particle Physics, Pierre Auger Observatory 1. Introdução Raios cósmicos chegam à superfície terrestre a todo o momento, provenientes de todas as direções do espaço sendo os mais comuns, advindos da explosão de estrelas ou de nebulosas. Porém, há uma classe de raios cósmicos bem menos comum. Esses raios possuem uma quantidade de energia elevada, mais de 10 8 ev, são os raios ultra energéticos. A natureza desses raios, ultra energéticos, ainda não é completamente conhecida. Compreender a origem e a formação desses raios pode trazer grandes contribuições para a Física no campo de partículas elementares e do mecanismo de aceleração de partículas ultra energéticas. O francês Victor Franz Hess foi o primeiro físico a perceber que havia um intenso fluxo de radiação proveniente do espaço que alcançava a superfície terrestre, essa descoberta lhe rendeu o prêmio Nobel de 1936. 1

Na época, sabia-se que a leitura de um contador Geiger sofria influência dos isótopos radioativos oriundos do interior da Terra. Hess, então, realizou um experimento, no qual testou o contador Geiger em pontos de maior altitude. Subindo a torre Eiffel ele percebeu que a medida em que a altitude aumentava o contador diminuía a contagem. Quando Hess levou o contador Geiger a grandes altitudes, em um balão que voou a 5 mil metros da superfície, ele notou que o contador aumentava a contagem, o contrário do que se esperava. Descartada a hipótese de influência dos isótopos do interior da crosta terrestre, Hess deduziu que essa radiação vinha da alta atmosfera, começava assim o estudo dos raios cósmicos. No princípio dos estudos sobre esse tipo de radiação, havia três métodos de detecção: A utilizada por Hess por meio de um contador Geiger, mas havia ainda métodos como o da câmara de ionização e o da câmara de nuvens ou câmara de Wilson. Um dos momentos mais importantes sobre a detecção dos raios cósmicos ocorreu nas pesquisas do físico brasileiro Cesare Mansueto Giulio Lattes, mais conhecido como Cesar Lattes. Lattes dedicou a principal linha de suas pesquisas, entre 1947 a 1948, a um laboratório montado a 5.000 metros de altura nos Andes da Bolívia empregando chapas fotográficas para registrar os raios cósmicos. Nesta pesquisa, dirigida por Cecil Frank Powell, Lattes melhorou a emulsão nuclear usada por Powell e realizou uma grande descoberta experimental, uma nova partícula atômica, o méson-pi (Figura 1), ou píon. Observou-se também que tal partícula se desintegrava em outro tipo, o méson mu, múon. (CENTRO BRASILEIRO DE PESQUISAS FÍSICA) Figura 1: Méson pi registrado em uma chapa fotográfica de emulsão nuclear, a linha de segmento horizontal é a trajetória da partícula e o 2

formato de estrela (o momento que ela se desintegra), no final da trajetória a esquerda é o que caracteriza a partícula. (ANDRADE,1998) Até então, a detecção de raios cósmicos era feita utilizando-se o medidor Geiger, que apenas mostrava um sinal quando uma partícula o atravessava. Já na década de 60, Pierre Auger descobriu os chuveiros atmosféricos. Esse fenômeno é formado por partículas primárias que colidem com os átomos presentes na atmosfera formando uma colisão em cadeia que chega até a superfície terrestre. Devido à grande complexidade para a reprodução in natura da passagem de um raio cósmico na atmosfera, o estudo desse fenômeno baseiase, majoritariamente, em simulações computacionais. Para realização desse tipo de simulação necessita-se, além de um conhecimento aprofundado da Física de Partículas, uma modelagem eficaz da atmosfera, assim como conhecimento sobre outros componentes que realizam contribuições relevantes na tentativa de reprodução do fenômeno. (OLIVEIRA, 2007) Hoje o Observatório Pierre Auger, localizado na província de Mendoza na Argentina, é um dos maiores centros de estudo de raios cósmicos ultra energéticos do mundo. O presente trabalho abordará os métodos de detecção de raios cósmicos ultra energéticos utilizados no instituto Pierre Auger e a importância do estudo desses raios para o desenvolvimento da Física de Partículas. 2. Raios Cósmicos ultra energéticos Atualmente os raios cósmicos ultra energéticos tem sido um grande enigma para os pesquisadores. A energia desses raios é da ordem de 10 8 ev a 10 20 ev ou mais, essa energia é tão alta para uma partícula que nem o acelerador de partículas mais potente construído pelo homem consegue igualála. O fluxo dessas partículas é de 1 km 2 por ano, ou seja, são raras em comparação aos raios cósmicos de baixa energia que a todo momento estão cruzando nossa atmosfera. Outra característica, ainda desconhecida, desses raios ultra energéticos é a sua origem, pois quando são detectados identificamse diversas trajetórias de origem. O estudo desses raios pode revelar uma 3

natureza de forças ainda desconhecidas no Universo ao desvendar o mecanismo que gera essas partículas ultra energéticas. 2.1. Chuveiros atmosféricos Quando um raio cósmico alcança a atmosfera terrestre ele interage com os átomos presentes no ar formando o que se chama chuveiros atmosféricos. Essa interação é de natureza nuclear. Quando um raio cósmico colide com o núcleo dos átomos, da alta atmosfera, acontece a desintegração desse núcleo em diversas partículas e fótons de energia menor do que a energia original da partícula primaria, vinda do espaço exterior. As partículas que foram separadas com a colisão continuam com o processo de colisão até que percam a energia encerrando o fenômeno, que pode chegar ate o solo terrestre. Esse evento ocasiona colisões múltiplas de núcleos e partículas elementares gerando partículas secundárias. As partículas secundárias originadas de raios cósmicos ultra energéticos chegam até o solo terrestre. Se a energia da partícula primária é muito alta (maior que 10 14 ev), a cascata nuclear é acompanhada por avalanches de cascatas de elétrons e fótons, formando os chuveiros extensos aéreos. O estudo detalhado dos chuveiros permite determinar a energia das partículas primárias que o geraram, o fator de multiplicidade média de geração de partículas, o momento transversal das partículas geradas, entre outras grandezas de interesse para a Física das Partículas Elementares. (GUIMARÃES, 2008) Um Chuveiro Atmosférico Extenso (CAE) é uma cascata de partículas originadas pela interação de um único raio cósmico de alta energia ocorrido próximo ao topo da atmosfera. Ao colidir com o núcleo atmosférico, o raio cósmico (que em geral é um próton ou outro núcleo atômico) interage hadronicamente com o núcleo-alvo produzindo principalmente píons (produção múltipla de píons) e cedendo parte de sua energia no processo. Outros fragmentos dos núcleos (tanto projétil como alvo) podem também ser emitidos como produtos de colisão. Na cascata hadrônica são produzidos diversos bárions e mésons. Eles também podem interagir posteriormente dando origem a outras sub-cascatas. Os píons desempenham um papel importante no desenvolvimento da cascata: os píons 0 vão dar origem a componente 4

Um Chuveiro Atmosférico Extenso (CAE) é uma cascata de partículas originada pela interação de um único raio cósmico de alta energia ocorrida próxima ao topo da atmosfera. Ao colidir com o núcleo atmosférico, eletromagnética o raio cósmico e os píons (que +,- em geram geral é um a componente próton ou outro muônica núcleo atômico) dos chuveiros. interage hadronicamente Os com o núcleo-alvo produzindo principalmente píons (produção múltipla de píons) e cedendo parte de sua energia outros no fragmentos processo. Outros da colisão fragmentos (inclusive dos núcleos o primário) (tanto projétil podem como vim alvo) a podem interagir também mais ser emitidos como produtos da colisão. Na cascata hadrônica são produzidos diversos bárions e mésons. Eles também profundamente na atmosfera com outros núcleos-alvo gerando novas cascatas podem interagir posteriormente dando origem a outras sub-cascatas. Os píons desempenham um papel importante hadrônicas. no desenvolvimento Na Figura 2, da temos cascata: os a πrepresentação 0 s vão dar origem de à componente um chuveiro eletromagnética extenso e os π ± s geram a componente muônica dos chuveiros. Os outros fragmentos da colisão (inclusive o primário) podem vir separado a interagir por mais componentes profundamente na onde atmosfera podemos com outros perceber núcleos-alvo principais gerando novas processos cascatas hadrônicas. Na que figura ocorre 5, temos na uma formação representação de de um um CAE, chuveiro fisicamente extenso separado as por componentes onde se podemos perceber os principais processos que ocorrem na formação de um CAE, fisicamente as componentes se superpõem. (OLIVEIRA, 2000) Figura 2 Representação de um CAE, separando-se suas componentes Figura (partículas 5: Representação e interações de um que CAE, compõem separando-se o CAE). suas (OLIVEIRA,2000) componentes. Os principais processos físicos (Bremsstrahlung, criação de pares, decaimentos) que desenvolvem o chuveiro estão representados. 2.1.1 Cascata Hadrônica de um CAE 9 A componente hadrônica é comumente formada por píons carregados ou kaons provenientes de decaimentos, colisões ou ressonâncias de bárions. Essa componente forma o eixo do chuveiro, juntamente com outras componentes. Através do decaimento de píons neutros de partículas eta em fótons ou em produção de pares criando uma cascata eletromagnética. Píons 5

de energias mais baixas e kaons decaem para formar a componente muônica. (FRACCHIOLLA, 2007) 2.1.2 Componente Muónica A componente muónica é originada pelo decaimento dos píons e kaons carregados em neutrinos e múons. O número de múons encontrados em um chuveiro iniciado hadronicamente depende da probabilidade dos píons decairem antes de interagirem, entretanto é sensível ao conteúdo barionico. Os neutrinos não contribuem muito, eles não são detectados e não interagem, porque tem uma seção de choque extremamente pequena. Por outro lado, os muóns tem um grande tempo de vida por causa do fator da dilatação do espaço-tempo, portanto eles são capazes de atingir o solo. O numero de múons que atingem o solo é cerca de 5 108 com energias acima de 1 GeV para 1020 ev prótons induzidos por chuveiro. Múons com alta energia viajam mais ou menos em trajetória retilínea, porque sofrem um pequeno espalhamento, o que faz com cheguem mais rápido ao solo do que os elétrons. Devido a essas características a componente muónica é muito útil na reconstrução das frentes do chuveiro (no caso da detecção de telescópio de superfície). Os muons de energia mais elevadas são detectados ao nível do mar e são capazes de fornecer informação acerca dos processos ocorridos recentemente no desenvolvimento do chuveiro, pois a componente muonica é acoplada diretamente com a componente hadrônica, logo reflete mais propriedades dos hádrons iniciais. Portanto, múons podem ser usados para se estudar a composição química do raio cósmico primário, porque sua multiplicidade depende do número atômico da partícula primaria. É uma importante consideração que todos os parâmetros sensíveis para a composição química do raio cósmico primário dependem da energia primaria, a profundidade máxima atmosférica depende da multiplicidade dos múons. Sendo assim, é de grande importância que sejam medidos diretamente. (FRACCHIOLLA, 2007) 2.1.3 Cascata Eletromagnética de CAE 6

A componente eletromagnética é um processo dominante no desenvolvimento de chuveiros extensivos de ar, porque as outras componentes terminam antes dela (mais de 1/3 da energia das componentes hadrónicas vem da evolução da cascata eletromagnética em cada estágio). Cada fóton de alta energia gera um sub-chuveiro eletromagnético alternando produção de pares e bremsstrahlung (radiação produzida quando cargas elétricas sofrem aceleração). Estes processos são repetidos iterativamente, gerando uma cascata de pares elétron-pósitron e fótons que continuarão até que a energia dos elétrons secundários atinja um nível crítico, Ec 80MeV/Z, onde a perda de ionização é igual a do bremsstrahlung. A cascata eletromagnética dissipa cerca de 90% da energia da partícula primaria e então o número total de partículas eletromagnéticas é proporcional a energia do chuveiro. (FRACCHIOLLA, 2007) 2.1.4 Simulações de CAEs As simulações são importantes, pois permitem uma melhor compreensão dos dados obtidos nos observatórios de RCs. O Observatório Piere Auger utiliza um sistema computacional autônomo para cada telescópio, tanto os de superfície como os de fluorescência, essa tecnologia permite maior confiabilidade e precisão na analise dos dados obtidos por cada telescópio, assunto que será mais bem abordado na Seção 3.3. Simulações realizadas entre os diferentes tipos de detectores (detectores de superfície e fluorescência) são necessárias para demonstrar uma descrição adequada da evolução do Chuveiro Atmosférico Extenso. Embora os detectores sejam bem equipados para colher dados experimentais precisos, é necessário o uso da teoria computacional para descrição de um CAE. A quantidade imensa de partículas envolvidas sugere modelos estatísticos para a evolução do CAE, esse modelo deve considerar a evolução das quedas de partículas, as propriedades de transporte na atmosfera, interações e decaimentos durante a trajetória. 3. Métodos de detecção 3.1. Câmara de Ionização 7

A câmara de ionização também é utilizada para a detecção dos raios cósmicos, ela detecta partículas carregadas energeticamente. Essa câmara contém gás, líquido ou sólido dependendo da aplicação. No meio utilizado há dois eletrodos criando um campo elétrico que direciona os elétrons e quando uma partícula atravessa esse meio retira elétrons dos átomos formando íons. Os íons induzem corrente entre os eletrodos e essa corrente é detectada pelo amplificador que produz um sinal visual. (MURRAY, 2004) 3.2. Câmara de Nuvens Câmaras de nuvens, também conhecidas como câmaras de Wilson, têm como princípio de funcionamento a utilização de gás ou vapor confinado na câmara sobre uma pressão superior ao ponto de saturação, este ponto de saturação é que que favorece a fase de transição de vapor para líquido. Esse fenômeno também é conhecido como meta-estabilidade. Quando há uma perturbação ocorre a condensação do vapor para a forma líquida o que possibilita o registro fotográfico da trajetória que a partícula deixou na linha de condensação. A detecção dos raios cósmicos ocorre quando uma partícula carregada atravessa o gás ou vapor, nesse instante a trajetória da partícula ionizada gera gotas que ficam em suspenção e podem ser fotografadas por uma chapa no interior da câmara.(murray, 2004) 3.3. Métodos de detecção do observatório Pierre Auger O Observatório Pierre Auger utiliza dois tipos de detectores de raios cósmicos ultra energéticos, o telescópio de superfície e o telescópio de fluorescência. Embora possua dois detectores distintos, o observatório é mais conhecido por sua detecção híbrida na qual os telescópios de superfície, são 1600 espalhados em uma área de 3.000 km 2 e utilizam água. Na figura 3, abaixo, é destacada os pontos em azul a disposição dos telescópios de superfície, e as linhas em lilás os quatro prédios dos telescópios de fluorescência. 8

Figura 2.1: Disposição dos detectores de radiação Cherenkov (pontos azuis) no sítio Figura 3 - Disposição dos telescópios. Os pontos em azul são os telescópios de sul superfície do observatório e os quatro Auger, pontos quandoonde este estiver se encontram completo. as linhas São mostrados em lilás, são também os as posições dos 4 edifícios telescópios de fluorescência de fluorescência. em torno(siffert, da área ocupada 2008) pelo SD. Figura retirada de [108]. Os telescópios de fluorescência são utilizados em menor quantidade. Há apenas 24 deles. Esse tipo de telescópio tem um ótimo funcionamento em noites de céu limpo e sem luz do luar, enquanto os telescópios de superfície funcionam a todo momento. Mesmo em menor quantidade os telescópios de fluorescência têm grande importância, eles obtêm dados de raios de ate 15.000 metros de altitude. Esses dados são cruzados com os dados dos chuveiros de partículas obtidos pelos telescópios de superfície. Para entender melhor os observatórios e seus métodos de detecção é preciso conhecer a descrição técnica dos dois telescópios e a forma como trabalham e elaboram a trajetória e energia das partículas que formam o chuveiro atmosférico. 3.3.1. Telescópio de Superfície (telescópio híbrido) O Telescópio de Superfície utiliza os princípios do tanque de Cherenkov. Quando uma partícula carregada atravessa um material com velocidade maior 9

c/n que a velocidade da luz no material (c/n), ocorre a emissão de radiação de Cherenkov (radiação na região do ultra violeta ou do azul). O ângulo de emissão dessa radiação depende da velocidade da luz no material e da velocidade da partícula da seguinte maneira: cos θ = c vn = 1 βn, β > 1 n. No caso do Observatório Pierre Auger essa radiação é produzida na água e coletada por fotomultiplicadores. (LAGO, 2007) No Observatório Pierre Auger - OPA esses tanques são feitos de polietileno em formato cilíndrico. Com 1,2 m de altura e 10 m 2 de base, esses tanques armazenam 12.000 litros de água de pureza elevada em seu interior. A estrutura do tanque é opaca à luz externa, e o interior do tanque é revestido por Tyvek, um material de alta refletividade de luz UV. 10 15 Quando as partículas de alta energia de um chuveiro atmosférico extenso atravessam o tanque a uma velocidade próxima ou maior que a da luz na água de dentro do tanque há a emissão de luz UV produzida pelos múons e elétrons que se chocam com as moléculas de água, esse é exatamente o princípio de detecção de radiação de Cherenkov. Os fotomultiplicadores presentes no interior do tanque são os detectores de luz UV e ao detectar os fótons UV formados pelos raios cósmicos convertem essa radiação eletromagnética em sinais elétricos e os envia para a central de dados. No OPA os telescópios trabalham de forma 2 independente, cada um possui tecnologia inovadora e autônoma, são equipados de painéis solares, baterias especiais e GPS, para a precisão no momento da detecção de bilionésimos de segundos, possui também antena telefônica para enviar os dados obtido para a central de controle computacional e de elaboração de dados dos chuveiros atmosféricos. γ 10

e baterias especiais. A sincronização temporal dos tanques está baseado no sistema GPS (Global Positioning System), que provê uma capacidade de alinhamento com a precisão de cerca de 10 ns. Figura 4 Representação do esquema de funcionamento do tanque de detecção. Figura 3.4: Representação (OLIVEIRA, de uma estação 2007) autônoma de detecção. O OPA é referencia na detecção de raios cósmicos, pois para obter dados precisos é necessário um sistema de calibração para ajustar os telescópios de superfície. A calibração é baseada três ajustes. Estas quantidades são: o deslocamento temporal; do GPS (GPSOffset), a relação diodo/anodo e o sinal dos fotomultiplicadores. O sistema temporal do GPS é ajustado usando um par de estações, 3.3 Calibração 48 denominadas Carmem e Miranda (figura 5), essas estações estão separadas numa distancia de 10m, e possuem uma taxa de coincidência na ativação de menores, observa-se um sensível aumento no fluxo de partículas, como pode ser visto na figura 1.2. 1000 vezes maior que os outros pares de estações. A coincidência da ativação de detectores próximos é que determina a detecção de um chuveiro atmosférico extenso. Figura 5: Estações Carmem e Miranda, utilizadas para a calibração dos detectores de superfície. (OLIVEIRA, 2007) Figura 3.5: Estações Carmem e Miranda, utilizadas para a calibração do detector de superfície. No fundo da imagem está o telescópio de fluorescência de Los 11 Leones.

Os outros dois elementos fundamentais da calibração estão fortemente correlacionados com os múons atmosféricos. Essas partículas constituem a base principal da cadeia de calibração, uma vez que eles são a componente principal de um ruído de fundo muito bem conhecido. O sinal deixado por estas partículas é diretamente proporcional ao caminho percorrido no interior dos tanques de superfície, fazendo que seja razoável determinar que o sinal obtido pelo detector, durante a aquisição de dados de um evento verdadeiro, seja determinada em função desse ruído bem conhecido. A passagem de um múon atmosférico dentro de um detector de superfície deixa um sinal característico nos tubos fotomultiplicadores. A posição do pico está correlacionada com a energia média depositada por um múon vertical e central. Um procedimento de calibração desenvolvido localiza o pico devido a passagem de múons e o descreve em unidades. Para realizar a calibração dos tubos fotomultiplicadores, primeiramente o ganho de cada tubo em uma estação é ajustado, de forma tal que os tubos apresentem o mesmo valor medido, em média, acima de um determinado limiar. Posteriormente, o monitoramento do ajuste dos ganhos é incluso na tomada de dados. Na figura 6, temos a imagem do software do OPA, quanto registra dados de um CAE, obtidos pelos telescópios de superfície. 12

senvolvidas em C++ e visualizadas através do event display que se encontra disponível no código da biblioteca. Na figura 3.7 exemplifica-se a exibição de um evento típico do observatório Auger. Figura 3.7: 6: Exemploda de detecção evento típico de um do detector CAE típico de superfície. realizado pelos Note que detectores a imagem de possui superfície. três regiões A imagem principais. possui Natrês primeira regiões (canto principais. superior Na esquerdo) primeira tem-se (canto duas superior listas. esquerdo) têm-se duas listas. Uma delas (esquerda) com todas as estações Uma delas (esquerda) com todas as estações ativas do evento e outra (direita) com a lista ativas do evento e outra (direita) com a lista das estacoes que sobreviveram ao das estações que sobreviveram ao teste de agrupamento. Na segunda região (canto inferior teste de agrupamento. Na segunda região (canto inferior esquerdo) tem-se uma esquerdo) tem-se uma imagem do evento dentro do observatório. Na terceira região (lado imagem do evento dentro do observatório, os pontos verdes e amarelos são as direito estações da figura) atingidas tem-se pelo o ajuste CAE da e distribuição o ponto com lateral um x e é informações uma estação sobre que o chuveiro. detectou, mas não passou no teste de agrupamento. Na terceira região (lado direito da figura) tem-se o ajuste da distribuição lateral e informações sobre o chuveiro: hora, data, coordenadas cardiais, tempo de duração, angulo, raio, dados da componente muônica, e a energia do evento. (OLIVEIRA, 2007) 13

diâmetro, direcionados para o centro de curvatura dos espelhos esféricos, para definir a abertura óptica, assim como filtros UV que promovem a redução da luz de fundo não desejada. Com o intuito de reduzir a aberração esférica, a óptica utilizada na construção dos 3.1.2 detectores Telescópios é a de Schmitd. de Fluorescência Figura 3.9: 7: Prédio Prédioonde fluorescência se encontram de Los seis Leones, telescópios um dos de prédios fluorescência. de detecção No de fluorescência do observatório. ha quatro prédios Note que como podem este sercircundando vistos na figura a área cincoonde portas estão das seis que Observatório protegemespalhados as baias, individuamente, os telescópios node prédio. superfície. (OLIVEIRA, 2007) A detecção de fluorescência é composta por quatro prédios (estações), Cada telescópio observa a sua região do céu através de uma câmera, composta de em cada prédio estão instalados seis telescópios de fluorescência, no total o 440 pequenos tubos fotomultiplicadores que observam uma região de 1.5 o x 1.5 o. Por observatório possui vinte quatro telescópios de fluorescência. Os prédios onde se encontram uma questão os de telescópios portabilidade, de os fluorescência tubos fotomultiplicadores estão na periferia não estão dos observando detectores o céu de superfície, diretamente. aproximadamente A observação procede em de cada maneira um dos indireta, pontos através cardeais, da reflexão focalizados de toda luz para emcada espelhos ponto esféricos cardeal de diametralmente 3.4 metros de raio. oposto. OsA espelhos figura 3 são exibe construídos a localização através de de cada segmentos prédio menores, através dedos forma pontos hexagonal de onde ou quadrada, partem o que seguimento possuem espessura de reta em de 1.8 lilás, cm. percebe-se Os espelhos que são são considerados seis linhas adequados verdes, em cada seu processo ponto, de esse fabricação, segmentos quando são para onde os telescópios estão aproximadamente focalizados, assim eles cobrem toda a área dos telescópios de superfície. Os telescópios de fluorescência são muitos sensíveis à luz; eles são capazes de detectar uma lâmpada de 4 Watts a 15km na alta atmosfera. Por conta da alta sensibilidade, esse tipo de telescópio só pode operar nas noites em que a luminosidade refletida pela lua, não possam interferir na detecção. Outro fator relevante é a qualidade do ar e o clima da região. O local onde o observatório está instalado, na Argentina, buscou atender a esse requisito e ainda à condição de baixa formação de nuvens. Na figura abaixo podemos ver o esquema de um telescópio de fluorescência. 14

(a) Edifício de fluorescência Los Leones. 3.4 Detector de fluorescência (b) Elementos componentes de um telescópio de fluorescência. Figura 10: Telescópio refletem 90% de fluorescência da luz injetadado noobservatório centro de curvatura Auger. dentro (SIFFERT, de um círculo de raio Figura 2.5: Detectores 5cm. deafluorescência. câmera é concêntrica 2008) Em com 2.5(a), o espelho vemos e possui o edifício raio delos curvatura Leones de 1743 pormm. fora. Como a foto foitubos tirada fotomultiplicadores durante o dia, estão as janelas arranjados estão em 20 fechadas colunas epara 22 linhas. proteger Comoos os tu telescópios Os da prédios luz externa. onde estão Em instalados 2.5(b) vemos telescópios a disposição de fluorescência da câmerapodem fotomultiplicadores (Photonis XP3062) possuem os catodos ealocados espelho em encaixes de c ser operados individualmente, sendo assim ficam responsáveis por sua própria um telescópio em frente formato à janela. hexagonal, Figuras a necessidade retiradas de disposição de [124]. de coletores de luz entre os tubos se cobertura de região 30.0 o x 28,6 o no céu (azimultal x elevação), esta é a necessária para que a perda de luz coletada devido às zonas mortas seja reduzida. abertura de cada telescópio. E estão elevados a 15 graus em relação ao Os coletores de luz, apresentados na figura 3.10, são feitos de plástico cobertos sistemática horizonte. total Na na entrada determinação cada baia, dasestão constantes contidos dediafragmas calibração de é1,70 de 7, m 5%. de uma fina camada de Mylar 1, uma filme de poliester muito resistente. Pode-se obser Além diâmetro, das calibrações direcionados absolutas, para o centro três de curvatura calibrações dos relativas espelhos esféricos, são realizadas para todas as por intermédio da figura 3.11, a sensível melhora na coleta dos fótons que caem definir a abertura ótica, assim como filtros UV, que evitam a absorção de luz de regiões intermediárias entre dois tubos fotomultiplicadores, quando os coletores de fundo não desejada. são posicionados entre os mesmos. Figura 11: a esquerda imagem do arranjo dos 440 fotomultiplicadores de Figura 3.10: Arranjo esquemático de seis coletores de luz (Mercedes), em torno de u um detector de fluorescência, ao lado direito arranjo esquemático de seis locação de um dos tubos fotomultiplicadores dos detectores de fluorescência. Na figura 3.12 está exemplificada a constituição de uma câmera. Todas as pa 15

coletores de luz (Mercedes), em torno de uma locação de um dos tubos fotomultiplicadores dos detectores. (OLIVEIRA, 2007) Cada telescópio observa através de uma câmara, composta de 440 tubos de fotomultiplicadores(figura 11) que observam uma região de 1,5 o x 1,50 o. Por uma questão de probabilidade, os tubos fotomultiplicadores não estão diretamente observando o céu. A observação, primeiro atravessa espelhos esféricos de 3,4m de raio. Os espelhos são construídos de segmentos menores, de forma hexagonal ou quadrada e com espessura de 1.8cm. 3.4 Detector Esses espelhos de fluorescência refletem até 90% da luz injetada no centro de curvatura 58 de um circulo de raio de 5 cm. A câmara é concêntrica com o espelho e possui 3.4.2 Sistema de decisão raio de curvatura de 1743mm. Os tubos fotomultiplicadores estão arranjados em A 20 eletrônica colunas de e 22 front-end linhas. dos detectores de fluorescência é estruturada modularmente, Com os tubos fotomultiplicadores (Photonis XP3062) há a necessidade atendendo a uma coluna de tubos fotomultiplicadores. A procura por sinais nos mesmos de disposição de coletores (figura 11) de luz, para evitar a perda de luz em é realizada a uma freqüência de 10MHz. O primeiro nível de disparo das fotomultiplicadoras é caracterizado, quando o sinal integrado dentro de uma janela de 20µs, é maior do regiões mortas do arranjo. Quando um CAE atravessa a atmosfera, a colisão das partículas e que um nível fundamental pré-ajustado. Após o primeiro nível do sistema de decisão, a interações geram fótons UV, que marcam uma trajetória na atmosfera o eletrônica disposta no detector realiza a busca de padrões compatíveis com a geometria de telescópio de fluorescência captura os fótons UV, formados na alta atmosfera e um chuveiro atmosférico nos tubos fotomultiplicadores. Esta análise é realizada através essa trajetória é marcada nos tubos fotomultiplicadores agrupados, que só da busca de traços dentro de uma matriz 5x5. Os possíveis padrões são em número total reconhecem o CAE, quando uma matriz de 5 x 5 de tubos - Figura 12, de de 108. Na figura 3.13 estão exemplificados os cinco tipos básicos de padrões que podem fotomultiplicadores são ativados com a detecção. (ANDRADE, 1998) ser encontrados. Figura 12: padrões básicos de tubos fotomultiplicadores ativos para o decisão Figura 3.13: Padrões básicos de tubos fotomultiplicadores ativos para o segundo nível de do software.(oliveira, 2007) sistema de decisão do detector de fluorescência. Para ter um alto nível de confiabilidade nos dados obtidos pelo telescópio de fluorescência são necessários os sistemas de monitoramento da atmosfera e o de calibração. O monitoramento e realizado pelo sistema LIDAR 3.4.3 Monitoramento e calibração Uma vez que a eletrônica dos tubos fotomultiplicadores é otimizada, com relação à sensibilidade para pulsos curtos de luz, a necessidade de uma determinação eficaz da luz 16 de fundo se faz necessária, uma vez que o excesso de luz sobre os tubos fotomultiplicadores

esce ncia 61 estruturas construídas para a figura 13 - (Light Detection And Figura Ranging) são 3.16: Sistema de LIDAR do Observato rio Auger. A estrutura de protec a o e armarealização de um monitoramento detalhado atmosfera, incluindo zenamento do sistema esta da exibido na figura da esquerda. O sistemas deaespelhos e lasers, de disparos nos momentos subsequ entes a detecc a o de um chuveiro possibilidade de detecção de nuvens, através deesta o espalhamento de luz elementos do sistema, exibidos na figura dareverso direita. itindo um levantamento mais detalhado da atenuac a o da atmosfera. proveniente de lasers. esce ncia 60 servato rio (CLF) e a segunda (LIDAR) vislumbra a construc a o de monitoramento em cada telesco pio de fluoresce ncia. Figura 3.17: Exemplo de resultado de escaneamento de um LIDAR. Note que uma nuvem de LIDAR do Observato rio Auger. A estrutura de protec a o Figura 13: A direita o sistema LIDAR eeaarmaesquerda a imagem do monitoramento aser Facility, figura 3.15) foi concebido para realizar as estimativas foi detectada na altitude 5km. esta exibido na figurapercebe-se da esquerda. O na sistemas espelhos e lasers, que altura de 5000, há a presenta de nuvens(mancha vermelha). aesta o atmosfera em cada tubo. Como sua localizac a o e bem conhecida exibidos na figura da direita. (OLIVEIRA, 2007) de e conectividade com um dos detectores de superfı cie (Celeste), dade de temporizac a o entre eventos SD e Facility) é A calibração é realizada pelo(detector CLF - figurade14-superfı cie) (Central Laser resce ncia) em uma detecc a o hı brida ser realizados. O CLF composto de um laser potente podem (50 mj e1064nm, 5.5mJ e 355nm) que emite luz faixa de 355nm 5.5mJ@355nm em qualquer direção. A luz que é espalhada er potente (50namJ@1064nm, - aproximadamente 10do laser é similar a quantidade de luz de um chuveiro e um apontador laser) que emite luzproveniente na faixa de 355nm ematmosférico qualquerde energia 19,5 Quando se realiza a calibração o laser é emitido na e os espalhada do 10 laserev. e similar a quantidade de luz proveniente de atmosfera um tubos fotomultiplicadores dos telescópios de fluorescência devem ser ativados de energia 1019.5 ev. na mesma trajetória projetada pelo laser. (OLIVEIRA, 2007) de resultado de escaneamento de um LIDAR. Note que uma nuvem de 5km. Figura 14 : Central Laser Facility do Observatório Auger. Através de disparos realiza-se comprimento de atenuação de luz de Laser Facility dos do lasers, Observat o rioestimativas Auger. do Atrave s de disparos dos fluorescência. (OLIVEIRA, 2007) mativas do comprimento de atenuac a o de luz de fluoresce ncia. IDAR (LIght Detection And Ranging, figura 3.16) sa o estruturas lizac a o de um monitoramento detalhado da atmosfera, incluindo a c a o de nuvens (figura 3.17), atrave s de espalhamento reverso de luz 17

.5 Reconstrução Híbrida igura 3.18: Event Display do sistema de detecção de fluorescência. Na parte superio m-se os tubos Na fotomultiplicadores parte inferior tem-se um do seletor telescópio de telescópios (esquerda), e ao representação seletor de dos sinai os tubos fotomultiplicadores selecionados (direita). Na parte inferior tem-se um seleto e telescópios (esquerda), o seletor de eventos (centro) e informações sobre os níveis de isparo (direita). ossui aproximadamente descoberta de outras o mesmo partículas tempo elementares (tempoque corrigido compõem para os átomos, que o foi sinal o chegue no lescópios) que um evento de fluorescência. A combinação dos dados introduz vínculo uito importantes no Esse espaço novo de parâmetros campo de da estudos reconstrução proporcionou geométrica, um grande aumentando sen ivelmente a resolução da estimativa do ponto de impacto (de δ core sd 3fold = 250m para core hib = 50m) baseiam e dano resolução mesmo fenômeno angular que (deocorre δ Ω sd 3fold com os =2.2 raios o cósmicos, para δ Ω hib uma =0.6 o ). O ventos híbridos são classificados em função do número de tanques ativos na detecção. A Figura 15: Event Display do sistema de detecção de fluorescência. Na parte superior tem-se os tubos fotomultiplicadores do telescópio (esquerda) e a representação dos sinais dos tubos fotomultiplicadores selecionados (direita). eventos (centro) e informações sobre os níveis de disparo (direita). 4. Conclusão (OLIVEIRA, 2007) A descoberta da radiação cósmica foi muito importante para a física do século XX. Através dos estudos realizados com a interação dessas partículas carregadas com átomos presentes em nossa atmosfera foi possível a caso da descoberta de Cesar Lattes. A partir desse momento, a Física inaugurou um novo campo de estudos, a Física de partículas. desenvolvimento tecnológico ao desvendar partículas elementares e até eventos primordiais do início do universo. Os aceleradores de partículas se bela 3.1 mostra a classificação dos eventos híbridos. Os eventos de baixa multiplicidade 18

partícula acelerada se chocando com outra e se desfragmentando em outras partículas e radiações elementares. A tecnologia envolvida na pesquisa de raios cósmicos não parou de evoluir por ainda haver muito que desvendar nessa área. Os aceleradores de partículas se baseiam no mesmo fenômeno que ocorre com os raios cósmicos sabe-se que a fonte desses raios não está em nossa galáxia e identificar a sua origem com precisão é um grande desafio, pois eles atingem a atmosfera em vários pontos diferentes. Nesse sentido, compreender o trabalho realizado no Observatório Pierre Auger é uma excelente oportunidade para se aprofundar no estudo dos raios cósmicos e consequentemente da física de partículas. Espera-se que a tecnologia utilizada nesse centro de pesquisa, com seus dois telescópios de alta sensibilidade trabalhando em conjunto, possa desvendar a origem dos raios cósmicos ultra enérgicos e outros enigmas que esse campo de pesquisa ainda não respondeu. Referências Bibliográficas ANDRADE, Ana Maria Ribeiro de, Físicos, mésons e política: A dinâmica da ciência na sociedade. São Paulo / Rio de Janeiro: Hucitec / MAST, 1998. Breve Histórico de Cesar Lattes, Centro Brasileiros de Pesquisas Físicas. Disponível em <www.cbpf.br/staff/hist_lat.html>. Acessado em 16 de julho de 2012. ESCOBAR, C. O. ; S.PERSHIN, ; C.R.SHELLARD, ; R.TAVARES,. CLAM - Um monitor de nuvens e aerosóis para o Projeto Pierre Auger. In: XX Encontro Nacional de Física de Partículas e Campos, 1999, São Lourenço. Proceedings do XX Encontro Nacional de Física de Partículas e Campos, 1999. p. 1-1. FAUTH, A.C. et al. Demonstração experimental da dilatação do tempo e da contração do espaço dos múons da radiação cósmica. Rev. Bras. Ensino Fís., São Paulo, v. 29, n. 4, 2007. Disponível em <http://www.scielo.br/scielo.php?script=sci_arttext&pid=s180611172007000400 017&lng=en&nrm=iso>. Acessado em 31 Maio de 2012. FLORIO, Victória. Observatório Pierre Auger Norte só no papel. Cienc. Cult., São Paulo, v. 63, n. 3, July 2011. Disponível em <http://cienciaecultura.bvs.br/scielo.php?script=sci_arttext&pid=s0009-67252011000300008&lng=en&nrm=iso>. Acessado em 03 Junho de 2012. 19

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